Из рисунка 9.2 следует, что система атмосфера – реголит при Td, равном 20 °К, имеет только одну точку устойчивого равновесия (где обе кривые пересекаются). После того как полярная шапка исчезнет, глобальная температура и давление на Марсе сойдутся в этой точке. То есть к тому времени, когда процесс дойдет до полной остановки из-за истощения запасов углекислого газа в реголите и на полюсе, общее атмосферное давление будет составлять около 300 мбар, или 4,4 фунта на квадратный дюйм. На рисунке 9.2 показано, какой будет средняя суточная температура в тропических регионах Марса (Тmax) в летнее время, после того как плотность атмосферы увеличится. Обратите внимание, что кривая приближается к 273 °К, точке замерзания воды, или, что более важно с точки зрения терраформирования, точке таяния льда. Если прибавить к этому скромные дополнительные меры по созданию парникового эффекта, начнут таять водяной лед и вечная мерзлота.
Если предположить, что оценка температуры десорбции (Td) в 20 °К слишком оптимистична, положение точки равновесия сходимости (точка С на рис. 9.2) будет очень чувствительно к величине, которую мы выбираем. Рисунок 9.3 показывает, что произойдет, если значения температуры, необходимой для освобождения диоксида углерода из реголита, составят 25 и 30 °К. В этих случаях точка равновесия сходимости значительно смещается: от 300 миллибар при Td = 20 °К к 31 мбар при Td = 25 °К и к 16 мбар, если Td = 30 °К. Поначалу может показаться, что такая исключительная чувствительность последнего условия к неизвестной величине Td ставит под сомнение всю идею терраформирования. Однако на рис. 9.3 также показано (пунктирной линией), что произойдет, если мы используем искусственные методы создания парникового эффекта, чтобы поддержать температуру реголита (Тreg) на 10 °К выше значения, получаемого при самостоятельной дегазации диоксида углерода. Как упоминалось ранее, этого можно добиться, если закачать CFC промышленного производства в атмосферу. Как видите, это значительно улучшает итоговые показатели глобальной температуры и атмосферного давления, если предположить, что температура десорбции равна 25 или 30 °К. Кроме того, мы видим, что все три случая (Td равно 20, 25 или 30 °К) сходятся в конечных состояниях, где Марс обладает атмосферой с давлением в несколько сотен миллибар.
Рис. 9.3. Искусственное повышение температуры реголита на 10 °К может противодействовать эффекту изменения Td. Данные основаны на предположении, что планетарные запасы газообразного CO2 соответствуют атмосферному давлению в 500 мбар
В модели есть еще одна неизвестная, которую мы должны исследовать, хотя о ней мы кое-что знаем. Это фактическое количество имеющихся резервов углекислого газа, которые можно обнаружить на Марсе. Чем больше запасы, тем больше углекислого газа мы сумеем извлечь из реголита, и, следовательно, тем плотнее станет атмосфера Марса. Итак, мы должны задать вопросы, богаты или бедны марсианские запасы диоксида углерода и как ответ на предыдущий вопрос сказывается на нашей модели? В настоящий момент лучшее, что мы можем сделать, это рассмотреть оба варианта.
Чтобы понять, насколько обилие двуокиси углерода может повлиять на наши усилия по терраформированию, и как значение Td будет взаимодействовать с имеющимся количеством углекислого газа, обратитесь к рис. 9.4–9.7. На них можно увидеть окончательное атмосферное давление и точки равновесия максимальной сезонной средней температуры для тропиков Марса, основанные на варианте с бедными запасами диоксида углерода, которые позволяют создать атмосферное давление около 500 мбар (50 мбар углекислого газа в южной полярной шапке и 444 мбар в реголите), и с богатыми – которые позволяют создать давление около 1000 мбар углекислого газа (100 мбар в полярной шапке и 894 мбар в реголите). Помните, что повышение температуры реголита с помощью искусственных методов приводит к значительной разнице в конечном состоянии атмосферы при различных значениях температуры десорбции. То же верно и для рис. 9.4–9.7, где различные кривые соответствуют различным условиям: либо после того, как CO2 вытаял из полярной шапки, постоянный искусственный парниковый эффект уже не создается, либо же постоянно прилагаются усилия для поддержания средней температуры планеты на уровне 5, 10 или 20 °К выше величины, рассчитанной только для атмосферы из диоксида углерода. Например, как показано на рис. 9.5, даже при допущении, что температура десорбции равна 40 °К, искусственно поддерживаемая температура атмосферы в 20 °К приводит к скачку общей температуры более чем на 40 °К. Однако более важно, что если постоянно поддерживать среднюю температуру планеты на 20 °К выше значения, которое способны поддержать имеющиеся марсианские запасы двуокиси углерода, то атмосфера ощутимой толщины с приемлемым давлением может быть создана даже в том случае, когда температура десорбции имеет неутешительное значение в 40 °К.
Рис. 9.4. Равновесное давление, достигаемое на Марсе в предположении, что общие запасы газообразного CO2 будут соответствовать атмосферному давлению в 500 мбар, после того как 50 мбар CO2 выпарили из полярной шапки. DT – это искусственно поддерживаемый устойчивый рост температуры
Рис. 9.5. Равновесная максимальная сезонная температура (суточное среднее значение), достижимая на Марсе в предположении, что общие запасы газообразного CO2 будут соответствовать атмосферному давлению в 500 мбар, после того как 50 мбар CO2 выпарили из полярной шапки
Рис. 9.6. Равновесное давление, достигаемое на Марсе в предположении, что общие запасы газообразного CO2 будут соответствовать атмосферному давлению в 1000 мбар, после того как 100 мбар CO2 выпарили из полярной шапки. DT – это искусственно поддерживаемый устойчивый рост температуры
Рис. 9.7. Равновесная максимальная сезонная температура (суточное среднее значение), достижимая на Марсе в предположении, что общие запасы газообразного CO2 будут соответствовать атмосферному давлению в 1000 мбар, после того как 100 мбар CO2 выпарили из полярной шапки
